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日志

 
 

红移 2.05 和3.90 处的两颗超大光度超新星(Cooke等人2012)(上)  

2012-12-19 08:24:43|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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Nature, 491: 205206, 8 November 2012

新闻观察

年轻宇宙中的巨大爆发

Cosmic explosions in the young Universe

斯蒂芬·斯玛特(Stephen J. Smartt

英国贝尔法斯特女王大学数学和物理学院天体物理研究中心(Astrophysics Research Centre, School of Mathematics and Physics, Queen’s University Belfast, Belfast BT7 1NN, UK. e-mail: s.smartt@qub.ac.uk

 

两颗离开地球很远距离的超大光度超新星的发现把超新星的研究推到了大爆炸后仅仅 15 亿年的前沿,并意味着它们在年轻宇宙中也许很常见。

 

天文学家在未经探测的领域内茁壮地成长着——无论是在我们的银河系中尘埃云的深处、紧靠一个黑洞的周围环境还是宇宙中最遥远的角落。几十年来,他们使用地球上和太空中那些最大的望远镜寻找宇宙中最遥远的光源。天体越远,它的光线来到地球所要花的时间越长,而我们也就能看到越早的过去。那些最遥远的星系告诉我们宇宙在大爆炸后仅仅 5 亿年的时候看到的样子 [1,2] 。当然,光度越大的天体,就越容易在很远的距离检测到。新类型的大光度恒星爆发,仅仅在几年前尚毫无所知,它们的发现,已经开启了一扇通向遥远宇宙的新窗户。在这一期本刊的第 228 页上,库克(Cooke)等人 [3] 宣布了两颗遥远的恒星爆发的发现,这两颗恒星的爆发看来都呈现为超大光度超新星。

超新星是一种恒星的爆发现象,直到最近,都认为可以分为截然不同的两类:Ia 型超新星和核心坍缩超新星。Ia 型超新星起源于双星系统中的白矮星,这颗白矮星由伴星获得物质,达到了一个临界质量。核心坍缩超新星原来是一些大质量恒星,在它们的核心由于发生着原子核聚变反应而产生越来越多、越来越重的元素,从氢和氦开始,一直到生成铁。这样产生的由铁组成的核心最终质量变得太大,支撑不住本身的重力,于是发生坍缩,并释放出 1046 焦耳的能量。这一能量主要是以中微子的形式释放,驱动了激波,当这一激波冲击这颗恒星的表面的时候,就形成了所看到的超新星。由此产生的超新星的能量辐射可持续几个月,辐射率为太阳的 10 亿倍。

在遥远宇宙中 Ia 型超新星的搜索已被很好地存档,它们被用作标准烛光,发现了“暗能量”的存在,以致去年获得了诺贝尔物理学奖。这一发现是通过寻找距离很远的这种 Ia 型的超新星才成为可能的,那里的红移达到了 0.7 左右——当时的宇宙年龄尚只有 70 亿年,仅是现在年龄的一半。用哈勃太空望远镜进行的对 Ia 型超新星的最最新的巡天,已经检测到 [4] 红移高到 1.55 Ia 型超新星,而已发现的 [5] 伴随有伽马射线暴的高红移核心坍缩超新星,红移为 1 左右。

库克等人以新的方式使用加法夏威夷望远镜(CFHT)遗留巡天的数据发现,在高红移处,存在着光度远比 Ia 型超新星和核心坍缩超新星大的超新星。 在过去几年内, 覆盖了很大视场的一些近域宇宙巡天发现了一个到此时为止尚未知的超新星类型, 它们被称为 [6–8] “超大光度”和“极大光度”(图 1)。这些超新星的光度,通常是 Ia 新超新星的 10 倍,是正常的核心坍缩超新星的 100 倍。天文学家一阵繁忙,抓住这些不寻常的事件,观测它们的特性,据此把它们分为至少三个不同的类别 [9] 。这些结果引导库克等人运用了一种灵巧的方法 [10] 去搜索那些最遥远的事件。这些作者把加法夏望远镜遗留巡天中逐月拍摄的所有可以利用的图像加起来,对一个很大的高红移宇宙空间进行搜索。它们发现有两次暂现事件看上去与某些红移较低的超大光度超新星很相像。

 

红移 2.05 和3.90 处的两颗超大光度超新星(Cooke等人2012) - wangjj586 - 星海微萤

 

1.  超大光度超新星和宇宙学时间扩张。图中画出了两类超大光度超新星(R 型和 I 型)[9] 以及传统类型超新星(Ia 型超新星以及 Ib Ic II 三种次型的核心坍缩超新星)的光度随时间的变化。星等是对天体光度的一种对数计量方式,一个星等单位对应于光度变化 2.5 倍。左侧给出的是内禀的星等(绝对星等),而右侧给出的是一颗位于红移(z)等于 4 处的超新星被观测到的星等。时间表示为离超新星达到峰值光度的天数,其中下方是超新星当地的时间,而上方是一颗红移等于 4 的超新星在地球上观测到的时间。库克等人 [3] 把加法夏望远镜遗留巡天获取的图像逐月加在一起,发现了两颗超大光度超新星,它们位于红移等于 2.05 3.9 处。这种处理方法在回溯到高红移时不会导致时间分辨率的损失。宇宙学时间扩张意味着观测者看到的宇宙演化,与他们如果位于天体所在的位置处相比,按 1 z 的倍数变得更缓慢。这些作者获得的光度真实变化的有效时间取样,与对于红移为 3.9 的超新星实际观测到的相比,短到了后者的五分之一。

 

对于超大光度超新星的起源,有一种理论,称为对不稳定性假设,认为它们的前身星是质量非常大的恒星,质量大约是太阳的 100300 倍。在 1960 年代,一些理论研究人员推测,质量这样大的恒星,如果能把它们初始质量的恒大一部分保留着,那么它们的核心就可能会达到足够大和足够热,从而产生电子和正电子对 [11](正电子是电子的反粒子)。这一过程可以减小恒星的内部压强,使得它们的核心收缩,并达到高于 10 9 摄氏度的温度——比太阳的核心热大约 250 倍。这一核心的收缩可以导致 60 倍太阳质量的碳和氧瞬间经历一次大质量的热核爆炸,并聚变产生一直到铁属元素为止的所有更重的元素。这一爆炸生成的不稳定、放射性的镍 56 可以衰变为稳定的铁 56 ,同时释放伽马射线,对超新星加热,达到超大光度的强度。

模型推测,产生的镍 56 可以达到 410 倍太阳质量。这一过程与 Ia 型超新星中发生的情况类似,但后者由一颗小小的白矮星产生的镍 56 只有 0.7 倍太阳质量。库克等人认为,他们所发现的两颗超大光度超新星就是对不稳定性超新星。

鉴于这两颗新的超新星红移分别为 2.05 3.9 ,因此它们的爆发分别发生在大爆炸后 30 亿年和 15 亿年。红移为 3.9 的这次事件,是迄今发现的最遥远的超新星,尽管也许会与这些超新星有联系的伽马射线暴均已被发现具有更高的红移 [2,5] 。这两颗新的超新星无疑都是非常令人感兴趣的暂现事件。它们的寄主星系的光谱已用夏威夷的凯克望远镜获得,这可以用来毫无争议地测量红移。不过,没有获得超新星本身的光谱,这些光谱对于证实它们的物理性质来说是关键性的。此外,在近域宇宙中,已很好地存档的对不稳定超新星候选体只有一颗,名为 SN2007bi ,它可以用来与新的系统比较 [12,13] 。去年在一些与超新星有关的会议上递交的论文和张贴报告表明,比库克等人所进行的浅的一些大视场巡天已经发现了几个另外的例子——但它们是很罕见的 [9] SN2007bi 的物理性质也还存在争议,某些作者怀疑它的对不稳定性质并认为是一颗质量非常大的正常核心坍缩超新星 [13] 或者是一颗被磁中子星增强的超新星 [14]

多年来,天文学家一直梦想找到宇宙中红移超过 10 的第一批超新星,而且理论已经推测到一些质量非常大的恒星和对不稳定性超新星可能会在这样的红移处普遍存在。库克等人的一次跳跃,已经把我们的视野扩大,表明了在红移为 4 之外的地方找到超新星,现在已经可以做到。对于在高红移处和低红移处发生的这些超大光度爆发的性质依然存在不确性。库克等人的工作还表明,在年轻宇宙中存在着某种类型的超大光度超新星,而且它们的频度也许远高于我们在近域中所看到的情况。接下来的难办的事是要找到正达到峰值光度的这类超新星,获得它们的光谱,以便准确地了解它们究竟是什么情况,并使用它们来探测高红移处的宇宙 [15]

 

 

Nature, 491: 228231, 8 November 2012

快讯

红移 2.05 3.90 处的两颗超大光度超新星

Superluminous supernovae at redshifts of 2.05 and 3.90

杰夫·库克(Jeff Cooke1 、马克·沙利文(Mark Sullivan2 、阿维夏伊·盖尔—亚姆(Avishay Gal-Yam3 、伊丽莎白·巴顿(Elizabeth J. Barton4 、雷蒙德·卡尔伯格(Raymond G. Carlberg5 、爱玛·瑞安—韦伯(Emma V. Ryan-Weber1 、查克·霍斯特(Chuck Horst6 、大森结城(Yuuki Omori7 、贡萨洛·迪亚兹(C. Gonzalo Diaz1

1 澳大利亚维多利亚州霍索恩斯温伯恩技术大学天体物理学和超级计算中心(Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology, PO Box 218, H30, Hawthorn, Victoria 3122, Australia. E-mail: jcooke@astro.swin.edu.au

2 英国牛津牛津大学物理系(Department of Physics, University of Oxford, Denys Wilkinson Building, Keble Road, Oxford OX1 3RH, UK.

3 以色列雷霍沃特魏茨曼科学研究所贝诺齐约天体物理中心(Benoziyo Center for Astrophysics, Weizmann Institute of Science, 76100 Rehovot, Israel.

4 美国加利福尼亚州欧文加利福尼亚大学物理学和天文学系宇宙学中心(Center for Cosmology, Department of Physics and Astronomy, University of California, Irvine, California 92697, USA.

5 加拿大安大略省多伦多多伦多大学天文学和天体物理学系(Department of Astronomy & Astrophysics, University of Toronto, Toronto, Ontario M5S 3H4, Canada.

6 美国加利福尼亚州圣地亚哥圣地亚哥州立大学天文学系(Department of Astronomy, San Diego State University, San Diego, California 92182, USA.

7 加拿大魁北克省蒙特利尔麦吉尔大学物理学系(Department of Physics, McGill University, 3600 rue University, Montreal, Quebec H2A 2T8, Canada.

2012 4 11 日收到;2012 8 21 日录用

 

“超大光度”超新星是一类罕见的超新星,它们是最近在低红移到中等红移处发现的 [1,2] ,它们的光度在达到峰值时比其他类型的大光度超新星高大约十倍或者更多。这种类型的超新星的一个小的次型光度演化缓慢,致使辐射能高达 1051 尔格。因此,它们很可能是“对不稳定性”或者“脉动对不稳定性”超新星的例子,前身星的质量估计达太阳的 100 250 [3–5] 。  这类超新星在低红移处极其罕见,  但在高红移处可望较为常见, 因为最早期的恒星的质量分布很可能偏向一些很高的数值 [6,7] 。这里我们报告了两颗超大光度超新星的检测,它们的红移为 2.05 3.90 ,具有缓慢演化的光变曲线。我们估计在红移 2 4 处的这类事件的发生率近似为低红移处发生率的十倍。超大光度超新星的极端光度扩展了使用目前技术所能检测到的超新星的红移极限,以前这个极限是 2.36 [8],同时,这类超新星提供了一条路径,能够对在大爆炸以后形成的第一代恒星的死亡进行研究。

 

我们通过改进我们的图像叠加和分析的技术,使得它们的预期的光变曲线演化和很高的光度就像最近由理论和低红移处的观测结果所确定的那样,对高红移的超大光度超新星(SLSN)进行搜索。超新星 SN 22131745 SN 10000216 是我们在把我们的改进后的技术运用于加法夏望远镜遗留深空星场巡天时发现的。这些存档的巡天数据提供了寄主星系从 2003 年到 2008 年间在 ~ 6 个月的观测期内深而一致的测光,并得以准确地提取超新星静止坐标系远紫外光的测量结果。后续的对这两颗超新星的晚期分光观测以及对它们的寄主星系的分光观测的结果,使用 10 米口径的凯克 I 望远镜,分别在对 SN 22131745 SN 10000216 的第一次检测后 5.2 3.8 年(静止坐标系 ~ 626 ~ 286 天)获得。很深的凯克数据呈现出的红移,SN 22131745 z = 2.0458 ,而 SN 10000216 则为 z = 3.8993 。这两颗超新星以及它们的寄主星系的详细情况在表 1 中列出。

 

1.  超新星和寄主星系详细情况

红移 2.05 和3.90 处的两颗超大光度超新星(Cooke等人2012) - wangjj586 - 星海微萤

远紫外绝对星等 MFUV 使用传统的关系 MFUV = mAB5log10(DL(z)/10 秒差距)2.5log10(1z) 得出,其中 mAB 是观测到的红移后的远紫外 AB 星等 [10,11] ,而 DL 则是光度距离,其中采用哈勃参数 H0 = 71 、质量密度 ΩΛ = 0.73 以及真空能量密度 ΩM = 0.27 的标准宇宙学模型。超新星绝对星等已改正了银河系产生的消光 [29]0.040.11 星等),但未改正超新星的寄主星系的消光。

 

 

红移 2.05 和3.90 处的两颗超大光度超新星(Cooke等人2012) - wangjj586 - 星海微萤 

1.  两颗高红移超新星的光变曲线。图中把被观测超新星在逐夜叠加后的图像中检测到的 g'、r'和 i'波段星等和 1σ 误差作为时间(MJD ,修正儒略日)的函数画出,寄主星系的流量已经减去。 在我们的研究工作中使用的高品质的图像提供了四年内每年 ~ 6 个月的超新星寄主星系一致和准确的测光(《补充信息》第 A 节)。   a ,在 2005 611 月和 2006 611 两个观测期内在深空星场 D4 中检测到的 SN22131745z = 2.05)的星等。  光学 g'、r' 和 i' 波段的数据分别对应于静止坐标系远紫外连续谱波长 ~ 1,600 ~ 2,050 ~ 2,530 埃。   b , 在 2006 11 月—2007 6 月和 2007 11 月—2008 6 月两个观测期内在深空星场 D2 中检测到的 SN10000216 ( z = 3.90 ) 星等。  这里,  g'、r' 和 i' 滤光片对应于静止坐标系波长分别为 ~ 1,000 ~ 1,300 ~ 1,600 埃。其结果,只有 i'滤光片才是仅仅对远紫外连续谱取样。r'滤光片探测的是连续谱和莱曼 αLyα)特征,并对 Lyα 特征短波长一侧的流量衰减进行取样,这种衰减是由沿视线方向较低红移处的一些光学厚系统(Lyα 森林)引起的。g'滤光片完全对恰好低于莱曼极限的 Lyα 森林光谱区域取样。

 

 

红移 2.05 和3.90 处的两颗超大光度超新星(Cooke等人2012) - wangjj586 - 星海微萤 

2.  两颗超大光度超新星的绝对星等光变曲线。a SN 22131745 在超新星静止坐标系中光度的上升和衰减,按 7 天区间分组。在 z = 2.05 处,g'、r'和 i'滤光片探测的有效波长分别为 1,600 2,050 2,530 埃。为作光变曲线演化的比较,叠画上了六颗红移较低的超大光度超新星的测光结果,它们的观测使用相近的但通常更长的波长,并通过 01.2 星等的标度调整与估计的数据的峰值光度匹配。这六颗超新星中的五颗为:SCP 06F6 [15]SLSN-I 型,3,500 埃,实线)、SN 2010gx [16]SLSN-I 型,2,900 埃,点线)、PS1-10awh [18]SLSN-I 型,2,500 埃,虚线)、PS1-10ky [18](SLSN-I2,500 埃,点划线)和 SN2008es [14]SLSN-II1,7002,200 埃,双点划线)。还以零星等偏差画出了 SLSN-R 型的 SN2007bi [17] 。我们注意到 SN2007bi 的数据是以已知的峰值星等为基础的,这一峰值星等由紧靠峰值之前到峰值后 > 300 天采集的 r 波段测光数据得出 [13] 。所有数据点的误差棒均为 1σ b ,与 a 同,但为 z = 3.90 处的 SN10000216 。这里红移较低的超大光度超新星与估计的 i'滤光片(1,600 埃)的峰值匹配,这是唯一的仅仅对这颗超新星的远紫外连续谱取样的滤光片。对 SN10000216 任意取的这一峰值导致了较低红移的 SLSNe-I 型和 SLSN-II 型超新星有 0.1 0.6 星等的偏差(与 a 中一样,SN 2007bi 没有偏差)。如图 1 中所述,g'(1,000 埃)和 r'((1,300 埃)滤光片探测的部分或者完全是 Lyα 森林光谱区域。向上的箭头表示这两种滤光片的真流量比标明的高。

 

 

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3.  两颗超新星及其寄主星系的后期光谱。这些光谱以涂成深灰色的区域表示。Lyα 断裂星系虽然极端遥远,但是它们具有强烈的吸收特征和位于 1,216 埃处的突出的 Lyα 特征,后者或呈现为吸收,或呈现为发射,或者两者都有,因此能够可靠地识别。带有标注的垂直虚线标明了呈现为吸收的常见原子跃迁。此外的一些吸收特征也许是沿视线方向的一些具有较低红移的系统造成的。浅灰色的垂直粗线标记出明亮的夜天空发射线的位置,它们很难从暗弱的光谱中去除干净。a ,在第一次检测到后的 626 天(静止坐标系)获得的 SN 22131745 的光谱。每像素 1σ 误差阵列用黑色细曲线表示。重叠在它上面的是由 ~ 200 颗莱曼断裂星系类似光谱构成的复合模板(黑色粗曲线),它们证实了对星系的识别和红移的测定结果。这一光谱没有呈现出有活动星系核活动的证据,例如很强的 Lyα 1,216 埃、NV 1,240 埃或 CIV 1,550 埃发射。b ,在第一次检测到后的 286 天(静止坐标系)获得的 SN 10000216 的光谱,与 a 一样画出。这一天体很差的观测条件和自身更暗弱的状况导致了光谱的信噪比较低,并且更难以减去明亮的夜天空的谱线。不过,对寄主星系的识别和红移的测定结果是可靠的,这是部分地依据窄而显著的 Lyα 发射和在短波长处由 Lyα 森林造成的连续谱流量相对于 Lyα 的减小来达到的。寄主星系虽然呈现出很窄的 Lyα 发射(这在 > 50% 的莱曼断裂星系中能观测到),但是与活动星系核有关的一些特征,例如 NV 1,240 埃和 CIV 1,550 埃这两条谱线,并未能以任何显著水平看到。~ 6,300 埃和 6,800 埃之间的流量改正是偏低的和较为不可靠的(《补充信息》第 A 节)。

 

SN 22131745 2005 2006 两年的观测期(6 月—11 月)内叠加的深空星场 D4 的图像中检测到的,而 SN 10000216 则是在 20062007 年和 20072008 年(11月—6 月)的两个观测期内叠加的深空星场 D2 的图像中检测到的(图 1)。这两颗超新星在此前的两个观测期内都没有以亮于叠加图像的检测极限 m < 26.5 星等检测到(《补充信息》第 A 节)。构成观测期叠加图像的逐夜图像首先呈现出这两颗超新星是在上述两个观测期开始时。此前的两个观测期没有能够检测到,这意味着初始外爆出现的时间,对于 SN 22131745 2004 11 月和 2005 6 月之间,而对于 SN 10000216 则为 2006 6 月和 11 月之间。这两颗超新星的演化都很慢,并且达到了 ~ 0.5×1044 1×1044 尔格·秒–1 的很高的峰值光度,其中未改正寄主星系消光。这一峰值光度对应于远紫外绝对 AB 星等 [10,11] M peak 21 星等,并由此排除了所有正常的超新星类型。超大光度超新星是唯一能够产生类似峰值星等和光变曲线演化(图 2)的超新星类型。

活动星系核(AGN)通过把物质不规则地吸积到星系中心的超大质量黑洞上而产生能量,这虽然可以产生类似的能量,但是两个寄主星系都展现出类似超新星的单次外爆,在前两年内不存在任何活动,而且颜色与一些高红移活动星系核不符合,包括我们的样本中的八个作了分光观测的活动星系核。此外,SN 22131745 的寄主星系光谱没有展现出活动星系核活动的迹象(图 3),而 SN 10000216 的寄主星系光谱虽然呈现出很窄的 Lyα 发射,但是这对于高红移星系来说通常都会有,并没有见到任何其他的与活动星系核有关的特征。相比之下,这两颗超新星的像与它们各自寄主星系形心的间距(投影在天空平面上)呈现为零或者非常小(《补充信息》第 A 节)。我们注意到,我们的方法仅限于检测高红移寄主星系很小范围内产生的远紫外流量,而远紫外光直接跟踪的是高恒星形成区,并不一定能提供星系的准确形心。最后,长时间伽马射线暴的紫外和光学余辉虽然可以达到等于或者大于这两次观测到的事件的光度, 但是这种伽马射线暴通常在一天内就能达到峰值光度并快速衰减 [12] ,衰减的速度一般与时间成反比。这种特点与这里讨论的两次事件观测到的缓慢上升和缓慢衰减不一致。

最近,超大光度超新星已经根据它们的测光和分光特性被划分成三类 [2] SLSN-I 型的超大光度超新星在它们的光度中没有呈现出任何氢存在的迹象,而 SLSN-II 型的超大光度超新星则富含氢,并且其中有一部分呈现出与星周物质相互作用的信号。 最后,SLSN-R 型超大光度超新星的光变曲线演化缓慢,由 56Ni 的放射性衰变提供能量。SLSN-R 型事件被怀疑为是一些对不稳定性超新星,即初始质量在 140 260 倍太阳质量之间的恒星的死亡 [3–5] 。对不稳定性过程的物理状况已了解多年,但 SLSN-R 型超新星极端罕见(频率仅为 SLSN-I 型超新星或 SLSN-II 型超新星的 ~ 1/10),以致以前记录下来的事件只有一次比较可信,即 SN 2007bi [13] ,它直到晚期都已得到很好的研究,还有少量候选体为一些正在进行中的低红移巡天所发现。

在图 2 中,我们把这两颗高红移的超新星的测光演化与类似波段的一些低红移超大光度超新星的数据 [14–18] 作了比较。所有的超大光度超新星,除了被估计为是由大约四到七倍太阳质量的 56Ni 供给能量的 SLSN-R 型的 SN 2007bi 以外,变暗都比这两颗高红移超新星显著地快。至于可由测光测定的 SN 22131745 的演化,则与 SN 2007bi 相一致,因此,这是最早的 SLSN-R 型的远紫外数据。这种紧密的一致意味着 SN 22131745 也许是由类似数量的合成 56Ni 放射性衰变供给能量的,而且,鉴于累积辐射光度为 ~ 1051 尔格,这说明了它的前身星初始质量估计约为 250 倍太阳质量。我们注意到,SN 22131745虽然呈现出紧密按照 SLSN-R 型超新星的辐射流体动力学模拟 [19] 中具有类似质量的前身星的光度演化,但观测到的流量比模型所预期的更高和更蓝(《补充信息》第 C 节)。

SN 10000216 的观测时间比 SN 22131745 短,这是时间扩张的结果。取样的光变曲线的变化范围意味着上升时间比 SN 22131745 长,但从峰值光度到 ~ 50 天后(静止坐标系),变暗的速率看来是类似的,其中我们假定峰值出现在两个检测期之间没有覆盖的那段时期中。SN 10000216 的峰值远紫外星等也许有些超出对不稳定性超新星可能达到的取值范围。因此,SN 10000216 也许是脉动对不稳定性超新星 [5] 的一个例子,或者是一颗类似于低红移的 SN 2006gy [20,21] SLSN-II 型超新星,它所经历的增强的光度是与以前排出的星周物质相互作用的结果(《补充信息》第 D 节和第 E 节)。SN 10000216 的很高的光度使得它被分类为一颗超大光度超新星,但是,由于测光覆盖范围有限,而且寄主星系光谱的信噪比较低,因此它的次型尚难以确定。

我们的这个研究项目是要通过监视若干完全确定的空间区域内研究得很好的莱曼断裂星系群体 [22–24] 来搜索 z > ~ 2 的超新星。因为莱曼断裂星系包括了大量高红移星系,在那些星系中恒星形成速率较高,所以正常的短寿命、大质量恒星的群体在 z > ~ 2 处比近域更常见。根据我们的巡天的规定,这两次超大光度超新星事件的检测意味着在 z = 2.2±0.3 z = 4.1±0.3(平均值 ±1σ)处出现高红移超新星事件的单位体积内发生率大致为 ~ 4×10–7 h713 兆秒差距–3 ·年–1(其中 h71 是无量纲哈勃参数)(《补充信息》第 B 节)。在改正从低红移到高红移宇宙恒星形成速率的增量之后,超大光度超新星的出现率依然是对低红移处估计的数值 [1] ~ 10 倍高,但我们注意到,我们对于出现率的估计约束很差,因为它仅仅是由两次事件得出的。远紫外测光证实,这两颗超新星是逸出高能光子的强源。然而,远紫外光会受到金属谱线吸收以及局部和整体的尘埃消光的高度影响,其中的消光对于其他的高红移超大光度超新星的影响也许会更大,并使得它们落到了我们的检测阈值以下。因此,我们估计的出现率是一个下限,这意味着低红移与高红移之间的矛盾也许会更加大。

        z > 2 的超大光度超新星的检测给出了找到星族 III 恒星爆发的可能性,这些恒星是在大爆炸后形成的第一批恒星。星族 III 的恒星据推测在红移低到 z 2 处就已经有可能存在 [25–28] ,而且它们的质量分布向大质量方向偏斜 [6,7] 。根据我们的晚期分光观测结果,这里给出的这两颗超新星不太可能是由第一代恒星形成的(《补充信息》第 E 节)。将来在接近极大亮度时得到的深度分光观测结果以及它们作为视线方向的探测工具的使用,提供了一种手段,将能帮助区分哪些事件是在基本上没有被比氦更重的元素增丰的区域中形成的并因而很可能具有星族 III 的前身星。

 

(原文中的致谢和引用的参考文献目录从略,需要者请检索原文。译文仅供学习交流,严禁出版和商业使用。)

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